გალაქტიკების მორფოლოგიური კლასიფიკაცია — ვიზუალური ნიშნებით გალაქტიკების ჯგუფებად დაყოფის სისტემა, რომელიც გამოიყენება ასტრონომიაში. არსებობს მორფოლოგიურ ტიპებად გალაქტიკების დაყოფის რამდენიმე სქემა. ყველაზე უფრო ცნობილი წარმოადგინა ედუინ ჰაბლმა, ხოლო შემდეგ იგი განავითარეს ჟერარ ანრი დე ვოკულიორმა და ალან რექს სენდეიჯმა.

გალაქტიკების კლასიფიცირების მცდელობები დაიწყო 1845-1850 წლებში უილიამ პარსონსის მიერ პირველი სპირალური ფორმის ნისლეულების აღმოჩენასთან ერთად. თანაც იმ დროს ბატონობდა თეორია, რომლის თანახმადაც ყველა ნისლეული მიეკუთვნებოდა ჩვენს გალაქტიკას. ის, რომ მთელ რიგ ნისლეულებს აქვთ არაგალაქტიკური ბუნება, 1924 წელს დაამტკიცა მხოლოდ ედუინ ჰაბლმა. ასე რომ, გალაქტიკებს ისევე უკეთებდნენ კლასიფიცირებას, როგორც გალაქტიკურ ნისლეულებს.

ადრეულ ფოტოგრაფიულ განხილვებში დომინირებდა სპირალური ნისლეულები, რამაც მეცნიერებს საშუალება მისცა ისინი გამოეყოთ ცალკეულ კლასად. 1888 წელს აიზეკ რობერტსმა განახორციელა ცის სიღრმისეული შესწავლა, რის შედეგადაც აღმოჩენილი იქნა ელიპტიკური უსტრუქტურო და საკმაოდ წაგრძელებული ნისლეულების დიდი რაოდენობა. 1918 წელს ჰებერ დოუსტ კერტისმა ცალკე F ჯგუფად გამოყო ბარული და რგოლისებური სტრუქტურის სპირალები.

ადრე გამოყენებული კლასიფიკაციები სტატისტიკური გამოკვლევებისათვის ნაკლებად გამოყენებადი იყო. ძირითადად ეს დაკავშირებული იყო სუსტი გალაქტიკების გამოსახულების დეტალების გამოკვლევის სიძნელეებთან. ამას გარდა, ჰარვარდის ობსერვატორიის ძირითადი მუშა ინსტრუმენტი იყო 24-დუიმიანი (≈61 სმ) რეფრაქტორი, რომლითაც რთული იყო გალაქტიკების კარგად დეტალიზირებული გამოსახულების მიღება. ამ პრობლემის გადასაწყვეტად ჰარლოუ შაპლმა 1927 წელს მეცნიერებს შესთავაზა ახალი კლასიფიკაცია, რომელშიც მან სცადა გაეთვალისწინებინა სუსტი გალაქტიკების კლასიფიკაციასთან დაკავშირებული არსებული სიძნელეები^[1].

ჰარვარდის კლასიფიკაციით ყველა გალაქტიკა დაყოფილი იქნა 5 კლასად:

• კლასი A — გალაქტიკები 12-ზე^m უფრო კაშკაშა
• კლასი B — გალაქტიკები 12-დან^m 14-მდე^m
• კლასი С — გალაქტიკები 14-დან^m 16-მდე^m
• კლასი D — გალაქტიკები 16-დან^m 18-მდე^m
• კლასი E — გალაქტიკები 18-დან^m 20-მდე^m

უფრო მკრთალი გალაქტიკები ჰარვარდის ობსერვატორიის დაკვირვებისთვის მიუწვდომელი იყო, მაგრამ აუცილებლობისათვის სისტემას შეეძლო კიდევ უფრო გაფართოება.

გალაქტიკის თითოეული კლასის შიგნით აღწერილია ორი პარამეტრი: კონცენტრაცია და ელიპტიკურობა. სულ შემოღებული იქნა ელიპტიკურობის 10 გრადაცია, რომელიც შეესაბამებოდა ფორმულას ${\displaystyle 10{\frac {b}{a))}$, სადაც a და b — ელიფსის დიდი და პატარა ნახევარღერძებია, რომელშიც აღიწერება გალაქტიკის ფორმა. მიღებული მნიშვნელობა დამრგვალებულია მთელ რიცხვამდე. შესაბამისად, «მრგვალი» გალაქტიკა იღებდა ელიპტიკურობის ინდექს 10-ს, ხოლო წაგრძელებული — 1-ს. კონცენტრაციისათვის შემოღებული იქნა 6 გრადაცია, რომლებიც გამოსახული იყო ლათინური ასოებით a, b, c, d, e, f კონცენტრაციის ხარისხის ცენტრისკენ ზრდის მიხედვით. თუ შესაძლებელი იყო, მაშინ კონცენტრაციის ხარისხი იზომებოდა ფოტომეტრიულად, წინააღმდეგ შემთხვევაში — «თვალით».

თუ გალაქტიკებში ჩანდა სპირალური სტრუქტურა, მაშინ ასეთი გალაქტიკების კლასიფიკაციას ემატებოდა ინდექსი s. ფორმის ან კონცენტრაციის არარეგულარობა აღინიშნებოდა ინდექსით i.

შესაბამისად, გალაქტიკა Df2 — მკრთალი გალაქტიკა 16-18^m დიაპაზონში, საკმაოდ კონცენტრირებულია ცენტრისკენ და საკმაოდ წაგრძელებულია, sAb9 — თითქმის მრგვალია, კაშკაშა სპირალური გალაქტიკა თანაბარი ზედაპირული სიკაშკაშით.

ობიექტების რიცხვი, რომლებიც ვერ მოხვდნენ ამ კლასიფიკაციაში მისი შექმნის მომენტში, მცირე იყო. მათთვის გამოიყო ცალკე აღწერის შესაძლებლობა.

ამ სისტემას გარკვეული დროის განმავლობაში აქტიურად იყენებდნენ ჰარვარდის ობსერვატორიაში, მაგრამ ის განდევნა ჰაბლის უფრო მოსახერხებელმა კლასიფიკაციამ.

ვიკისაწყობში არის გვერდი თემაზე:

გალაქტიკების მორფოლოგიური კლასიფიკაცია

• Galaxies and the Universe - an introduction to galaxy classification
• Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas, T.H. Jarrett
• The Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey (SINGS) Hubble Tuning-Fork, SINGS Spitzer Space Telescope Legacy Science Project
• Go to GalaxyZoo.org to try your hand at classifying galaxies as part of an Oxford University open community project